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Mise en route du premier grand télescope de CTA et
étude de sources de rayons gamma transitoires
Quentin Piel
To cite this version:
Quentin Piel. Mise en route du premier grand télescope de CTA et étude de sources de rayons gamma transitoires. Astrophysique [astro-ph]. Université Grenoble Alpes, 2019. Français. �NNT : 2019GREAY084�. �tel-03027165�
THÈSE
Pour obtenir le grade de
DOCTEUR DE LA COMMUNAUTÉ UNIVERSITÉ
GRENOBLE ALPES
Spécialité : Physique Subatomique et Astroparticules
Arrêté ministériel : 25 mai 2016
Présentée par
Quentin PIEL
Thèse dirigée par Jean-Pierre LEES, Directeur de recherche CNRS
et codirigée par Armand FIASSON
préparée au sein du Laboratoire Laboratoire d'Annecy-le-Vieux de Physique des Particules
dans l'École Doctorale Physique
Mise en route du premier grand telescope de
CTA et étude de sources de rayons gamma
transitoires
Commissioning of the first CTA large size
telescope and study of transient gamma-ray
sources
Thèse soutenue publiquement le 5 juillet 2019, devant le jury composé de :
Monsieur Jean-Pierre LEES
Directeur de Recherche, USMB - LAPP, Directeur de thèse Madame Edwige TOURNEFIER
Directeur de Recherche, Laboratoire d'Annecy de Physique des Particules, Présidente
Madame Maria GRAZIA-BERNARDINI
Chargé de Recherche, Istituto nazionale di astrofisica, Examinatrice Monsieur Guillaume DUBUS
Directeur de Recherche, Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble, Examinateur
Monsieur Julien BOLMONT
Maître de Conférences, Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Energies, Rapporteur
Monsieur Oscar BLANCH-BIGAS
Directeur de Recherche, Institut de Fisica d'Altes Energies, Rapporteur Monsieur Armand FIASSON
i
Résumé
by
ii
Depuis 1967 et leur découverte par les satellites VELA, les sursauts gamma n’ont cessé d’être intensivement étudiés. Jusque récemment, la limite de dé-tection de ces sources fut fixée à 100 GeV. Les réseaux de télescopes ˇ Ceren-kov n’avaient encore jamais détecté ce type de sources. L’un de ces réseaux, H.E.S.S. a observé plusieurs dizaines de sursauts gamma durant la dernière décennie. Les améliorations continues du réseau de télescope avec la construc-tion du grand CT5 et les logiciels de reconstrucconstruc-tion et d’analyse ont permis de grandement améliorer la qualité des observations et les choix des alertes à suivre. Les observations de H.E.S.S. ont permis de poser de nombreuses contraintes sur les modèles d’émission des sursauts gamma, par exemple la surveillance à long terme de l’évènement GW170817 a permis de contraindre le champ magnétique dans l’éjecta. Après de nombreux suivis, la première détection d’un sursaut gamma au delà de 100 GeV a été effectué avec H.E.S.S. 10 h après la détection Swift-BAT. Cet objet exceptionnel est le premier de ce type à être détecté à très haute énergie et pose de nouvelles contraintes pour la modélisation des sursauts gamma.
Le futur réseau de télescopes ˇCerenkov appelé CTA va entrer dans une phase de prise de données. Les améliorations à la fois des composants et des méthodes d’analyse permettront d’améliorer la sensibilité du réseau d’un facteur dix par rapport à la génération actuelle. Le grand télescope de ce réseau appelé LST sera la pièce maîtresse du suivie des alertes de sursauts gamma. Sa grande sensibilité à basse énergie (≈ 100 GeV) et sa grande vitesse de repointé feront de ce nouveau télescope la meilleure chance de détection d’un large échantillon de sursaut gamma. Les premières estimations prove-nant de l’application d’un modèle leptonique de la littérature ont montré que CTA et les LSTs devraient révolutionner la détection de sursauts gamma du-rant les premières années de fonctionnement.
Depuis fin 2018, le premier prototype du LST est phase de construction et de mise en route. Les premières validations des choix faits pour le sys-tème de contrôle ont été effectués grâce à un modèle MATLAB/Simulink de la structure du télescope. Ces simulations ont permis de valider les composants utilisés et les objectifs fixés par la collaboration CTA. Puis lors des premiers mois de mise en fonctionnement du télescope, l’analyse en temps réelle et le bending model ont été implémentés. Le bending model est la prise en compte de la déformation de la structure dans le pointé du télescope. Cette correc-tion cruciale pour atteindre les objectifs de précision fixés (< 30 arcsec) par la collaboration CTA est maintenant fonctionnelle et devrait être utilisée pour tous les autres grands télescopes. L’analyse en temps réel est l’un des der-niers atouts du LST. Il devrait pour la première fois être capable de recevoir et d’envoyer des alertes en provenance et à direction des instruments par-tenaires. Dans ce but, une analyse en temps réel a été développée et est en fonctionnement depuis les premiers tests de prise de données.
iii
Avant propos
Ce manuscrit est la somme des travaux effectués durant les trois années de thèse que j’ai passé au sein du Laboratoire d’Annecy de Physique des Particules (LAPP) dans l’équipe H.E.S.S./CTA. Il suit une structure chrono-logique. Il commence par les premières observations de sursauts gamma du-rant les années 60-70 et va jusqu’à la prochaine génération de télescopes ˇ Ce-renkov (prévue en 2023) en passant par la génération actuelle H.E.S.S.
Les quatre parties du manuscrit seront conclues par un résumé reprenant les idées principales développées dans ces chapitres :
— la partie 1 de ce manuscrit est consacrée à l’introduction des sujets. L’histoire des rayons cosmiques et l’intérêt de l’astronomie γ sont dé-crits au Chapitre 1. Un résumé des connaissances et questions actuelles sur les sursauts gamma ainsi que le modèle d’émission le plus en vogue, appelé "Boule de Feu", est présenté dans le Chapitre 2 ;
— la partie 2 aborde l’observation des sursauts gamma avec le réseau de télescope H.E.S.S. L’instrument H.E.S.S., la prise de données et la mé-thode d’analyse standard sont décrits au Chapitre 4. Le gain de sensibi-lité des nouvelles méthodes d’analyses dédiées aux sources transitoires est présenté au Chapitre 5. Le Chapitre 6 concerne une étude générale de tous les sursauts gamma observés par H.E.S.S. depuis les dix der-nières années. Les cas particuliers du sursaut gamma GRB180720B et de l’évènement gravitationnel GW170817 sont étudiés en détails aux Cha-pitre 7 et 8. GRB180720B est la première détection à très haute énergie d’un sursaut gamma avec un réseau de télescope Cherenkov. GW170817 est la première détection d’une fusion d’étoiles à neutrons avec des dé-tecteurs d’ondes gravitationnelles. Une observation d’une étude longue durée a été effectuée afin de pouvoir contraindre au mieux le champ magnétique présent au sein de la source ;
— la partie 3 décrit la prochaine génération de télescopes ˇCerenkov ainsi que le réseau CTA. Le Chapitre 10 est consacré à la description de ce nouveau réseau dont les premiers télescopes sont en construction. La première estimation des détections de sursauts gamma avec CTA est effectuée au Chapitre 11 ;
— la partie 4 porte sur la mise en fonctionnement du prototype du LST. Différentes études ont été effectuées avant et pendant cette phase cru-ciale de la construction du télescope ;
• la précision de pointé du télescope et les choix de composants ont été vérifiés grâce à des simulations de la structure du télescope (Chapitre 13) ;
• la création du bending model prenant en compte la déformation de la structure du télescope lors de la prise de données. Il a été implémenté, testé et utilisé sur les premières images des caméras de contrôle de la précision de pointé du télescope (Chapitre 14) ; • le développement de l’analyse en temps réel des sources
iv
— une conclusion détaillant les nouvelles connaissances obtenues durant ces trois années de thèse ainsi qu’un perspective sur le futur de l’astro-nomie gamma sera faite en tout fin de manuscrit.
v
Remerciements
Je souhaite tout d’abord remercier le LAPP qui m’a accueilli durant ces trois riches années au sein du groupe H.E.S.S./CTA. Je remercie également Armand de m’avoir encadré et m’avoir aidé. Ces trois dernières années furent très riches d’un point de vue bien entendu professionnel mais aussi person-nel. Merci de m’avoir laissé autant de liberté et permis d’effectuer un tel nombre de déplacements un peu partout dans le monde. Vorrei anche ringra-ziare Alessandro per avermi insegnato la vita italiana e per tutti i momenti trascorsi insieme durante i nostri numerosi viaggi in giro per l’Europa ... e le basi dei gesti italiani Je remercie aussi David pour sa camaraderie durant les nombreux déplacements aux réunions de collaboration H.E.S.S. Merci Gilles pour l’aide que tu m’as apporté pour la périlleuse création de ce module d’as-tro. Sans ton aide, créer un module complet à partir de rien n’aurait pas été possible.
Merci à Julie pour avoir supporté sans trop se plaindre les quelques ap-pels en plein milieu de la nuit pour suivre des alertes de sursauts et les pé-riodes parfois prolongées de déplacement en Namibie ou à La Palma. Je re-mercie aussi Florian, Thomas, Thomas, Jayesh, Jean, Sylvain pour les discus-sions souvent intéressantes du midi. Je remercie enfin les télescopes H.E.S.S. et LST pour leur fonctionnement durant ces années même si ils furent parfois (souvent) capricieux lors de la prise de données et des tests. Merci à Thierry et Ino pour leur aide pendant les déplacements pour le LST et les attentes à l’aéroport de Madrid. Un petit merci aux montagnes du coin avec une petite pensée pour le Veyrier.
vii
Table des matières
Résumé i
I
Les rayons cosmiques, l’astronomie γ et les sursauts gamma
1
1 Les rayons cosmiques 3
1.1 La découverte des rayons cosmiques . . . 3
1.1.1 La réponse se trouve au-dessus de nos têtes. . . 3
1.1.2 La découverte des gerbes de particules . . . 4
1.2 Les rayons cosmiques . . . 4
1.3 L’astronomie γ . . . 7
1.3.1 Pourquoi observer des rayons γ ? . . . 7
1.3.2 Les processus d’émission γ . . . 8
1.3.3 Processus d’atténuation . . . 10
1.3.4 Quelques sources de rayons γ . . . 11
2 Les sursauts gamma 17 2.1 L’histoire des sursauts gamma. . . 17
2.1.1 Une découverte inattendue et secret défense.. . . 17
2.1.2 ...mais une étude intensivement . . . 18
2.2 Des sursauts gamma variés mais ayant certains liens. . . 24
2.2.1 Deux (ou trois) types de sursaut gamma. . . 24
2.3 Le modèle des sursauts gamma . . . 26
2.3.1 Le modèle standard des sursauts gamma . . . 26
2.4 Questions ouvertes . . . 29
2.5 Perspectives . . . 29
3 Résumé de la partie I 31 3.1 La naissance de l’astronomie γ . . . 31
3.1.1 Les rayons cosmiques . . . 31
viii
3.2 Les sursauts gamma . . . 32
3.2.1 Une histoire pas comme les autres . . . 32
3.2.2 Des sources dont certaines caractéristiques sont connues 33
II
Les observations de sursauts gamma avec H.E.S.S.
37
4 H.E.S.S. 39 4.1 La détection des rayons γ . . . 394.1.1 Les gerbes atmosphériques . . . 40
4.1.2 La lumière ˇCerenkov . . . 42
4.2 L’expérience H.E.S.S. . . 43
4.2.1 L’instrument H.E.S.S. . . 43
Le besoin des réseaux de télescopes ˇCerenkov . . . 43
Le site . . . 43
Les télescopes . . . 44
4.2.2 Prise de données . . . 44
4.2.3 Calibration des données . . . 46
De la charge des PM aux signaux digitaux . . . 46
Détermination du gain . . . 47
Broken pixels . . . 48
4.3 Analyse des images . . . 48
4.3.1 La méthode Hillas . . . 49
4.3.2 La méthode Model . . . 50
Les différents profils d’analyse et coupures . . . 52
4.4 Acceptance . . . 55
4.4.1 L’acceptance radiale . . . 55
4.4.2 Acceptance 2D . . . 55
4.5 Estimation du fond . . . 58
4.6 Calcul de la significativité de l’excès : méthode de Li & Ma . . 60
4.7 Spectre en énergie . . . 61
4.8 Evolution temporelle du signal . . . 62
4.9 Le réseau d’observation des sources transitoires et H.E.S.S . . 62
4.9.1 Description du réseau . . . 62
4.9.2 Le protocole VoEvent . . . 62
4.9.3 Filtrage des alertes . . . 63
4.10 Perspectives . . . 63
5 Etude des méthodes transitoires avec H.E.S.S. 67 5.1 Introduction . . . 67
5.2 Les méthodes d’analyse des sources transitoires . . . 68
5.2.1 Nécessité d’analyses spécifiques . . . 68
5.2.2 La correction de l’acceptance . . . 69
5.2.3 Exp-test . . . 69
5.2.4 Running Exp-test et Running Running Exp-test . . . 71
5.2.5 Cumulative Sum . . . 72
5.2.6 ON-OFF temporel . . . 73
ix
5.4 Application à un signal transitoire de type sursaut gamma . . 79
5.4.1 Description de l’analyse . . . 79
5.4.2 Gain de délai . . . 79
5.4.3 Flux intégré du signal . . . 81
5.5 ON-OFF : étude du choix de l’intervalle à sonder . . . 81
5.6 Conclusions . . . 82
6 Observation de sursauts gamma avec H.E.S.S. 83 6.1 Introduction . . . 83
6.2 Le filtrage des alertes reçues . . . 84
6.2.1 Les critères d’observation des sursauts gamma . . . 84
6.2.2 Les experts des observations de sursauts gamma. . . . 85
6.3 Propositions d’observation des sursauts gamma avec H.E.S.S. 85 6.4 Propriétés des sursauts gamma observés. . . 86
6.5 Analyse des sursauts gamma . . . 88
6.5.1 Analyse des suivis d’alertes . . . 88
6.5.2 Résultats des analyses de sursauts gamma . . . 89
6.5.3 Sommation des observations . . . 94
6.6 Conclusion . . . 94
7 Le cas du GRB 180720B 97 7.1 Observations . . . 97
7.2 Indices observationnels d’une émission à très haute énergie . 99 7.2.1 Dans le catalogue des détections de Fermi-GBM . . . . 99
7.2.2 Dans le catalogue des détections de Fermi-LAT . . . 100
7.2.3 Dans le catalogue des détections de Swift-BAT/XRT . . 100
7.3 L’observation avec H.E.S.S. . . 101
7.4 Analyse des données . . . 102
7.5 Les résultats . . . 103
7.5.1 Analyse statistique . . . 103
7.5.2 Analyse spectrale . . . 107
7.6 Réobservation . . . 107
7.7 Etude des points chauds dans les cartes . . . 109
7.8 Interprétation . . . 111
7.9 Conclusion . . . 112
8 Surveillance à long terme de l’évènement GW170817 (GRB170817A)113 8.1 Contexte . . . 113
8.2 Premières observations de l’évènement GW 170817 . . . 113
8.3 Première observation avec H.E.S.S. . . 114
8.4 Surveillance à long terme de GW170817 . . . 114
8.4.1 Intérêt de la surveillance à long terme . . . 114
8.4.2 Les observations H.E.S.S. . . 116
8.4.3 Analyse des données . . . 117
8.4.4 Analyse spectrale et interprétation des données . . . . 117
x
9 Résumé de la partie II - Les sursauts gamma, le passé et le présent 123
9.1 L’analyse des sursauts gamma avec H.E.S.S.. . . 123
9.1.1 L’instrument H.E.S.S. . . 123
9.1.2 L’analyse de données dans H.E.S.S. . . 124
9.1.3 Comparaison des méthodes d’analyses . . . 125
9.1.4 Les observations de sursauts gamma avec H.E.S.S.. . . 125
9.1.5 La prise de données . . . 125
9.1.6 Les résultats . . . 126
9.2 Le cas du GRB180720B . . . 127
9.2.1 Les observations multi-longueurs d’onde et la prise de données . . . 127
9.2.2 Les résultats . . . 128
9.3 Le cas de l’évènement gravitationnel GW170817 . . . 128
9.3.1 La prise de données avec H.E.S.S. . . 128
9.3.2 Les résultats . . . 130
III
CTA une nouvelle fenêtre sur l’astronomie γ et les
sur-sauts gamma
131
10 L’instrument Cherenkov Telescope Array (CTA) 133 10.1 Introduction . . . 13310.2 Le réseau CTA . . . 133
10.2.1 Localisation . . . 133
10.2.2 Les instruments . . . 134
10.2.3 Construction et tests des composants . . . 136
10.2.4 Caractéristiques de CTA . . . 137
10.3 Les grands télescopes de CTA (LST) . . . 141
10.3.1 La structure . . . 141
10.3.2 Les miroirs. . . 142
10.3.3 La caméra . . . 143
10.3.4 Instrumentation . . . 143
10.4 Perspectives scientifiques . . . 144
11 Détections de sursauts gamma avec CTA 147 11.1 Introduction . . . 147
11.2 Simulation des sources observables par CTA . . . 148
11.2.1 Nécessité des simulations de sursauts gamma . . . 148
11.2.2 Le logiciel Ctools . . . 148
11.3 Etude des sursauts gamma avec Ctools . . . 148
11.3.1 Courbes de lumière. . . 149
L’émission prompte . . . 149
L’émission afterglow . . . 149
11.3.2 Modélisation spectrale de l’émission des sursauts gamma . . . 150
But de la modélisation . . . 150
Description du modèle . . . 151
xi
Diffusion Compton inverse . . . 153
Production de paires internes . . . 154
Correction géométrique . . . 154
Atténuation par l’EBL . . . 154
11.3.3 Simulation de la phase prompte . . . 155
11.3.4 Simulation de la phase afterglow . . . 155
11.4 Etude des paramètres physiques . . . 157
11.5 Etude de la population de sursauts gamma . . . 158
Estimation du nombre de sursauts gamma détectables par CTA . . . 159 Etude de population . . . 159 Résultats . . . 161 Comparaison Fermi-LAT/CTA . . . 162 11.6 Stratégie d’observation . . . 162 11.7 Conclusion . . . 163
12 Résumé de la partie III - CTA une nouvelle fenêtre sur l’astronomie γ 165 12.1 L’observatoire CTA . . . 165
12.1.1 Les réseaux CTA . . . 165
12.1.2 La science avec CTA . . . 166
12.2 Les sursauts gamma avec CTA . . . 166
12.2.1 Perspectives de détection . . . 166
IV
Mise en route du premier grand télescope de CTA
169
13 Le système de contrôle du Large Size Telescope 171 13.1 Introduction . . . 17113.2 Exigences techniques . . . 172
Précision durant une phase d’observation . . . 172
Repositionnement rapide . . . 172
Arrêt d’urgence . . . 173
13.3 Modélisation du Large Size Telescope . . . 173
13.3.1 Vue globale de la modélisation . . . 173
13.3.2 Description du drive . . . 173
13.3.3 Modélisation Matlab/Simulink . . . 174
13.3.4 Jeu mécanique et friction. . . 175
13.3.5 Modélisation statique . . . 177
13.3.6 Simulation du vent . . . 179
13.3.7 Contrôleur du drive en élévation et en azimut . . . 179
13.4 Résultats . . . 180
13.4.1 Mode observation . . . 181
13.4.2 Repositionnement rapide . . . 181
13.4.3 Arrêt d’urgence . . . 183
13.5 Comparaison des capteurs pour contraindre la précision de pointé . . . 183
xii
Codeur moteur . . . 185
Axe de rotation . . . 185
Inclinaison du miroir central . . . 185
13.5.2 Comparaison . . . 187
13.5.3 Pour les mouvements azimutaux . . . 187
Codeur moteur . . . 187 Pin central . . . 188 13.5.4 Comparaison . . . 188 13.5.5 Conclusion . . . 188 14 Le bending model 191 14.1 Introduction . . . 191
14.2 Stratégie globale de contrôle du pointé . . . 192
14.3 Génération du bending model . . . 192
14.3.1 Description du bending model . . . 192
14.3.2 Pointage et analyse des images . . . 193
14.3.3 Stockage des données . . . 194
14.4 Application du bending model . . . 195
14.5 Conclusion . . . 196
15 Les méthodes transitoires dans le système d’alerte 197 15.1 Introduction . . . 197
15.2 Application à une population de sursauts gamma . . . 198
15.2.1 Description du modèle de sursaut gamma utilisé . . . 198
15.2.2 Calibration des méthodes transitoires . . . 198
15.2.3 Etude de population . . . 202
Sensibilité des méthodes . . . 202
Temps d’exécution des méthodes . . . 203
15.3 L’analyse en temps réel . . . 204
15.3.1 L’implémentation . . . 204
15.3.2 Le déclenchement des alertes . . . 204
15.4 Etude des paramètres influençant les suivis d’alertes . . . 205
15.4.1 Le suivi des alertes . . . 205
15.4.2 Etude des paramètres . . . 205
15.4.3 Application aux extrapolations des détections Fermi-LAT . . . 207
15.5 Discussion . . . 208
16 Résumé de la partie IV - Mise en route du premier grand télescope de CTA 209 16.1 Le télescope LST . . . 209
16.2 La simulation de la motorisation du télescope. . . 209
16.2.1 Les mouvements en élévation . . . 210
16.3 Le bending model . . . 211
16.4 La gestion des alertes . . . 212
16.4.1 L’analyse en temps réel et l’envoi des alertes . . . 212
xiii
17 Conclusion 215
A Vérification de la qualité des données dans H.E.S.S. 217
A.1 But de la vérification de qualité des données . . . 217
A.2 Validation des données de bas niveau . . . 217
A.2.1 Validation des piédestaux et des PMs cassés . . . 217
A.2.2 Les cartes de centres de gravité . . . 219
A.2.3 La carte de Night Sky Background . . . 219
A.2.4 Le taux de déclenchement . . . 220
B Cartes de limites supérieures des observations de sursauts gamma avec H.E.S.S. 223 B.1 Sursauts gamma pris en compte . . . 223
B.2 Liste des cartes de limites supérieures . . . 223
C Calculs détaillés de Cumulative Sum 227 D Calibration et utilisation du bending model 229 D.1 Phase de calibration . . . 229
Valeur seuil du logiciel cvopen . . . 229
Distance entre les choix des angles zénithaux et azimu-taux et les positions réellement pointées . . . 231
D.2 Utilisation standard . . . 231
D.3 Vérification. . . 232
D.3.1 Online . . . 232
D.3.2 Offline . . . 233
Validation des choix des angles zénithaux et azimutaux provenant de la base de données . . . 233
Vérifier les évolutions des corrections appliquées aux paramètres . . . 234
E Architecture du logiciel 237
xv
Table des figures
1.1 Gauche : Montgolfière de V. Hess en 1911. Droite : Ionisation d’électromètres à différentes altitudes ([71] et [72]). . . 5
1.2 Le spectre des rayons cosmiques issu de science.nasa.gov . . 6
1.3 Proportion des plusieurs éléments dans les rayons cosmiques (noir) et le système solaire [33] (bleu). . . 7
1.4 Valeur de l’EBL extraites de [53]. COB est le Cosmic Optical Background, et CIB le Cosmic Infrared Background. Crédit : H. Dole et al./IAS. . . 11
1.5 Pulsar du Crabe vu en rayons X par le télescope Chandra. Le pulsar est au centre. Il est entouré d’un anneau de matière. Crédit : NASA/CXC/SAO. . . 12
1.6 Observation combinée du satellite Chandra et du télescope spatial Hubble du SNR 0509-67.5. Les couleurs verte et bleu correspondent à de la matière chauffée émettant en rayons X. La coquille rose est le gas ambiant choqué par l’onde de choc grandissante vue dans le domaine optique. Crédits : X-ray : NASA/CXC/SAO/J.Hughes et al, Optique : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA) . . . 13
1.7 Haut : Image de la radio galaxy NGC 4261. Crédit NASA -HST/STScI. Bas : Schéma de la théorie unifiée des AGN [132]. Les types d’AGN proviendraient de l’angle sous lequel l’objet est vu.. . . 14
1.8 Observation du GRB970228 avec Beppo-SAX. A gauche se trouve l’observation faite le 28 février et à droite est la même région du ciel le 3 mars . . . 15
2.1 Haut : Photo du satellite Vela avant sont lancement en 1963. Bas : Première mesure du satellite VELA extrait de [83]. . . 19
2.2 Position des observations BATSE dans le ciel, les couleurs re-présentent le niveau de flux des évènements en haut, crédits : NASA/BATSE Team. Et Différentes courbes de lumière mesu-rées en bas. . . 21
xvi
2.3 Deux types de sursauts gamma séparés par la durée de l’émis-sion vus par BATSE. Les durées sont définies par le temps que 95% du signal soit détecté après avoir commencé à mesurer 5% du signal total.. . . 22
2.4 Photographie de Beppo-Sax. . . 23
2.5 Schéma d’une courbe de lumière canonique des sursauts gamma dans le domaine X. . . 24
2.6 Gauche : Photographie de Swift. Droite : Photographie de Fermi avant son lancement. . . 25
2.7 Schéma des deux scénarios possibles d’émission de sursauts gamma. . . 26
2.8 Modèle d’émission de la boule de feu. Image Credit : NASA/Swift. 28
3.1 Spectre des rayons cosmiques de science.nasa.gov. . . 32
3.2 Première détection d’un sursaut gamma avec VELA en 1967. . 33
3.3 2 types de sursauts : des longs ayant une durée moyenne de 40s. Et des courts ayant une durée de 0.2s. . . 34
3.4 Scenario d’émission de sursauts gamma pour les types court et long. . . 34
4.1 Haut : Vue longitudinale de simulations d’un γ à gauche et d’un proton sur la droite. Bas : Vue de dessous des même si-mualtons. c CORSIKA . . . 41
4.2 Schéma de l’émission de la lumière ˇCerenkov d’une particule ayant un facteur de Lorentz β et un indice moyen de l’atmo-sphère n. . . 42
4.3 Photo du réseau H.E.S.S. dans le désert de Khomas . . . 45
4.4 Photographie de face gauche : de la caméra CT5, droite : d’une des caméras de CT1-4. . . 46
4.5 Vue schématique simplifiée de la chaîne d’analyse de l’expé-rience H.E.S.S. de la prise de données jusqu’aux produits finaux. 47
4.6 Distribution de la charge reçue lors d’un run de calibration (Single pe). . . 48
4.7 Image de données reconstruites dans une caméra à gauche : d’un hadron, à droite : d’un candidat γ. . . 49
4.8 Reconstruction stéréoscopique d’un évènement par la méthode Hillas.. . . 50
4.9 Simulations de γ dans la caméra à gauche pour un paramètre d’impact de 250 m et à 100 m droite. Ces figures sont extraites de [103]. . . 50
4.10 Distribution de la variable ShowerGoodness. Rouge : distribu-tion pour des γ simulés, bleu : distribudistribu-tion pour une observa-tion de PKS 2155-304 et noir : la distribuobserva-tion pour un vrai fond. Cette figure est extraite de [103]. La ligne en pointillés verticale rouge représente une coupure à 0.6. . . 52
4.11 Schéma du calcul d’une carte d’acceptance radiale. . . 56
xvii
4.13 Exemples de cartes d’acceptance de gauche à droite pour des γ, des hadrons et tous les évènements. Les graphiques du haut re-présentent un calcul d’acceptance radial et ceux du bas concernent un calcul 2D. . . 57
4.14 Haut : méthode Multiple OFF. Bas : méthode Ring Background. 59
4.15 Distribution en θ2pour une observation de la source
PKS2155-303. Les évènements des régions ON et OFF sont représentés respectivement en vert et en tirets noirs. La source apparaît pour θ2 proche de 0 (< 0.01◦
). . . 60
4.16 Distribution de la significativité de détection pour un champ de vue sans source. La moyenne µ = −0.006 ± 0.005 et l’écart type σ = 1.023±0.004 sont proches des valeurs attendues pour un champ de vue sans source. . . 61
4.17 Schéma du GCN. Crédit- NASA/Swift. . . 63
4.18 Schéma de l’architecture de réception des alertes du protocole VoEvent. . . 64
4.19 Proportion des alertes envoyées à travers le GCN durant plu-sieurs mois. . . 64
5.1 Courbes de lumière pour une observation de PKS 2155-304 en haut et Mrk 501 en bas en 2014. La ligne pointillée rouge repré-sente la moyenne du flux sur toute les observations. . . 68
5.2 Histogrammes des intervalles en temps mesurés en haut et corrigés en bas pour l’analyse d’une position quelconque. Les blocs verts sont définis par le produit de l’acceptance et le nombre d’évènements à cet instant. . . 70
5.3 Running Exp-test appliqué en haut à une source stable (PKS2155-303 en 2014) et en bas à une source transitoire (flare de Mrk501 en 2014). . . 72
5.4 Schéma du principe de fonctionnement du test CuSum. . . . 73
5.5 Résultat de l’application de la méthode Cumulative Sum pour haut : une source stable (PKS 2155-303 en 2014. et bas : une source transitoire (Mrk 501 in 2014). Les bornes rouges sont les limites à 3 σ, 4 σ, 5 σ et 6 σ (de la plus intérieure à la plus extérieure). . . 74
5.6 Schéma du principe de fonctionnement de la méthode ON-OFF. . . 76
5.7 Résultats de l’application du test ON-OFF pour le flare de Mrk 501 en 2014. Le graphique en haut à gauche est le nombre d’évè-nements ON et OFF corrigé de l’acceptance au cours de la prise de données. Celui en haut à droite montre aussi les excès et les régions d’exclusions (en vert) à différents moments. Le graphique en bas à gauche est la significativité de détection au cours de l’observation et les régions d’exclusion. Et le dernier graphique en bas à droite est la distribution de significativité des bins avec en rouge les données provenant du fond et en noir les significativité associées à la période d’émission de la source. Chaque bin est calculé sur une durée de 500 s. . . 77
xviii
5.8 Courbe de lumière des évènements injectés. . . 78
5.9 Carte de significativité de la région du Crabe où une fausse source a été rajoutée. . . 78
5.10 Significativité de détection post-trial de toutes les méthodes en fonction du délai d’observation après réception de l’alerte. La limite de détection à 5 σ est aussi montrée.. . . 80
5.11 Significativité de détection de toutes les méthodes en fonction de l’amplitude de flux du spectre injecté. La limite de détection à 5 σ est aussi montrée. . . 81
5.12 Valeur de significativité de détection avec la méthode ON-OFF pour différents choix de dT. . . 82
6.1 Nombre de suivis d’alertes de sursauts gamma durant les dix dernières années. . . 86
6.2 Distribution des sursauts gamma observés entre 2007 et 2018 avec H.E.S.S. après soustraction des cas non analysables en haut. Histogramme des délais d’observation de sursauts gamma en bas. . . 88
6.5 Exemple d’extrapolation de flux en X (domaine de Swift-XRT) jusqu’à la gamme en énergie de H.E.S.S. (représentée par la limite supérieure) corrigé du délai d’observation de H.E.S.S. pour le GRB080413A. . . 95
6.6 Ratio (Flux en X au moment de l’observation H.E.S.S. / limite supérieure de H.E.S.S.) pour les sursauts gamma ayant une bonne précision de position (alertes Swift-BAT et Fermi-LAT). La valeur seuil a été fixé à 10−3en pointillés rouges. . . . . 95
6.7 Distribution du θ2 obtenu en cumulant les évènements pour
les sources les plus prometteuses : les évènements ON et OFF sont respectivement en bleus et en marron. . . 96
7.1 Comparaison des courbes de lumière X du GRB180720B dé-tectée avec Swift-BAT and Swift-XRT aux sursauts gamma les plus énergétiques jamais détectés en rayon X (GRB 100621A, GRB 160625B and GRB 130427B). . . 98
7.2 Courbe de lumière pour différentes gammes en énergie du GRB180720B. Les couleurs représentent les différents instru-ments : bleu pour Fermi-LAT, vert pour Fermi-GBM, gris pour Swift-XRT et Swift-BAT et violet pour les instruments optiques. 99
7.3 Distribution de la fluence [erg cm−2] pour tous les sursauts
gamma détectés par Fermi-GBM provenant de [65], [82] et [26]. La fluence de GRB180720B est indiqué en rouge et celle de GRB130427A en vert. . . 100
7.4 Distribution de l’énergie isotropique [erg] pour tous les sur-sauts gamma détectés par Fermi-LAT. Le GRB180720B est in-diqué par la ligne noire. Les données sont extraites de [1]. . . . 101
xix
7.5 Distribution de la fluence [erg cm−2] pour tous les sursauts
gamma détectés par Swift-BAT. Celle du GRB180720B est indi-quée en rouge et celle du GRB130427A est en vert. Les valeurs sont extraites de [2]. . . 101
7.6 Taux de déclenchement lors des quatre observations de H.E.S.S. dans un ordre chronologique (runs 140548, 140549, 140550, 140551) en commençant par en haut à gauche. La ligne horizontale re-présente la valeur moyenne et l’enveloppe l’écart type des va-leurs. . . 103
7.7 Graphiques de vérification des données de bas niveau. En haut sont les cartes de centre de gravité pour tous les évènements à gauche et γ seulement à droite. Au milieu sont la fraction des PM désactivés en fonction du temps et la fraction du temps de désactivation des PM dans la caméra respectivement à gauche et à droite. En bas est la carte de NSB du ciel. . . 104
7.8 Carte de significativité de l’analyse en temps réel de H.E.S.S. Au centre se situe la position de l’alerte suivie par H.E.S.S. . . 105
7.9 Distribution du θ2 en haut, carte de significativité au milieu et
zoom sur cette carte de significativité avec les positions op-tique (en bleu, le rayon a été multiplié par 20 pour apparaître sur l’image) et la meilleure position de l’ajustement de H.E.S.S. (en vert) en bas. . . 106
7.10 Spectre durant le moment d’observation de H.E.S.S. Le spectre H.E.S.S. intrinsèque (rouge) et désasorbé de l’EBL (noir), les limites supérieures Fermi-LAT (jaune) et le spectre Swift-XRT (bleu) proviennent d’analyses dédiées. Les valeurs optiques (vert) proviennent de [80] et [93]. . . 108
7.11 Carte de significativité de la réobservation du GRB180720B entre 18 et 25 jours après la première détection faite par HE.S.S. 109
7.12 Courbe de lumière du GRB180720B pour différentes gammes en énergie. Les couleurs représentent les différents instruments : bleu pour Fermi-LAT, vert pour Fermi-GBM, gris pour Swift-XRT et Swift-BAT, violet pour les instruments optiques et rouge pour H.E.S.S.. . . 110
7.13 Distribution des significativités de détection avec PARISANA-LYSIS des points chauds obtenus avec HAP(χ2/dof = 0.999).
. . . 111
8.1 Déroulé des détections de GW170817 pour de nombreux ins-truments observant dans tout le spectre électromagnétique (ex-trait de[42]). . . 115
8.2 Cartes de limites supérieures et de significativité de l’observa-tion de GW 170817 par H.E.S.S. 5 h après la fusion d’étoiles à neutrons (extraits de [12]). . . 116
8.3 Fenêtre d’observation de H.E.S.S. comparée aux observations radio, X et optique extraites de [112]. . . 117
8.4 Carte de centre de gravité défectueuse en haut et taux de dé-clenchement lors du passage d’un nuage en bas. . . 118
xx
8.5 Carte de significativité de détection de GW170817 pour 52 heures d’observation. . . 120
8.6 Ajustement des scénarios d’émission de rayons γ : en bleu un scénario d’émission provenant d’un jet et en rouge d’une ki-lonovae. Deux courbes représentant les possibles ajustements de l’émission synchrotron sont en trait pointillé et plein.. . . . 120
9.1 Photo des télescopes H.E.S.S. en Namibie. . . 124
9.2 Significativité de détection de sursaut gamma en fonction du délai d’observation et de l’amplitude du signal injecté. . . 126
9.3 Addition des évènements pour les sursauts gamma choisis.. . 127
9.4 Carte de significativité du sursaut gamma GRB180720B.. . . . 129
9.5 Spectre en énergie du sursaut gamma GRB180720B au mo-ment de l’observation H.E.S.S.. . . 130
10.1 Haut : Vue d’artiste du site CTA nord localisé sur le site de l’ob-servatoire del Roque de los Muchachos sur l’île de La Palma. Crédit : Gabriel Perez Diaz, IAC, SMM. Bas : Le site sud sera à moins de 10 km au sud de l’ESO Paranal Observatory dans le désert d’Atacama au Chili. Crédit : Collaboration CTA . . . . 134
10.2 Design du LST extrait de [37]. . . 135
10.3 Design du MST extrait de [37]. . . 136
10.4 Design du SST extrait de [37]. . . 137
10.5 Les réseaux CTA sud (gauche) et nord (droite) [46]. Les LST, MST and SST sont respectivement les cercles rouges, les tri-angles verts et les carrés bleus. Les carrés bleus pleins sur le schéma du site nord sont les bâtiments existants et futurs du site. . . 138
10.6 Courbe de sensibilité de CTA comparée aux sensibilités des autres instruments γ (extrait de [37]). . . 139
10.7 Comparaison du sondage du plan galactique avec CTA (simu-lation de 1600 h d’observation) et H.E.S.S (2800 h d’observa-tion) [13]. Crédits : Collaboration HESS, Consortium CTA . . . 140
10.8 Comparaison entre les sensibilités différentielles de Fermi-LAT et CTA pour différentes énergies entre 25 GeV et 250 GeV, en fonction du temps d’intégration. . . 140
10.9 Photographie du prototype LST1. Crédit : Iván Jiménez (IAC) 141
10.10Key Science Projects (KSP) définis par la collaboration CTA provenant de https ://www.cta-observatory.org/science/study-topics/key-targets/. . . 145
11.1 Différentes courbes de lumière créées pour les simulations : une loi de puissance en haut, une avec des pics aléatoires au milieu (l’amplitude des pics a ici été exagérée), et la somme des deux en bas. . . 150
xxi
11.2 Exemple de spectres obtenus pour une émission prompte stan-dard. Les paramètres utilisés sont Eiso = 4 × 1053erg, Γ = 500,
z = 1 et T90 = 40 s. Les paramètres d’équipartition sont (e =
0.4 , B = 0.4) et (e= 0.01 , B= 0.79) pour les graphiques haut
et bas respectivement. La ligne rouge est le spectre final obtenu par addition de la composante synchrotron (bleu) et SSC (vert) après la prise en compte des effets de l’EBL et del’absorption interne. . . 156
11.3 Spectres d’émissions afterglow à différentes époques. Les pa-ramètres utilisés sont : e = 0.4, B = 0.4, Eiso = 4 × 1053erg et
z = 1. . . 157
11.4 Significativité pour une phase prompte pour différents eet B
pour Γ = 300 (gauche) et Γ = 500 (droite) pour un réseau LST avec un délai de 20 s. La zone noire correspond aux cas impos-sibles où e+ B> 1. . . 158
11.5 Carte eet Bà T=T0+600 s (gauche) et T=T0+3600 s (droite) pour
un réseau de LST. La zone noire correspond aux cas impos-sibles où e+ B> 1. . . 158
11.6 Distributions de la population de sursauts gamma extrait de [27], [28] et [17]. . . 160
11.7 Courbes de sensibilité de Fermi-LAT pour 100 s et 1800 s de temps d’exposition pour des cas de fort fond (Pessimiste) et de faible fond (Optimiste). . . 162
12.1 Spectres obtenus par l’application d’un modèle théorique lep-tonique avec les paramètres Eiso = 4 × 1053erg, Γ = 500, z = 1
et T90 = 40s. Les parameters sont respectivement e = 0.4, B =
0.4 et e= 0.01 , B = 0.79. La ligne rouge représente le spectre
final étant la somme des lignes bleu (émission synchrotron) et verte (émission SSC) à laquelle une absorption due à l’inter-action avec l’EBL et une atténuation due à des processus de production de paires ont été appliquées. . . 167
13.1 Schéma du lien entre le PLC et le drive. . . 174
13.2 Simulink de l’actionnement d’élévation d’un LST. Le même mo-dèle a été utilisé pour les rotations azimutales. Les seules dif-férences sont les caractéristiques et le nombre de moteurs (4 pour l’azimut et 2 pour l’élévation). . . 176
13.3 FEM du LST. . . 178
13.4 Schéma du modèle mathématique. Le code Finite Element Me-thod (FEM) interagit avec le code SMI pour créer une sortie lisible pour le modèle Simulink. . . 178
13.5 Modélisation du jeu mécanique. Les composants sont extraits de la librairie Foundation Library Rotational Hard Stop. . . 179
13.6 Comparaison de l’erreur de suivi de position (tracking) pour un vent moyen de 14 m/s lors d’une simulation et d’une vraie mesure en élévation à gauche et en azimut à droite. . . 181
xxii
13.7 Erreur de suivi de position et puissance consommée par les moteurs pour un vent moyen de 14 m/s lors d’un reposition-nement rapide en élévation haut et en azimut bas. . . 182
13.8 Graphiques des positions relevées par le codeur moteur (à gauche) et des puissances consommées par les moteurs (à droite) lors d’un arrêt d’urgence pendant un repositionnement rapide (vi-tesse moyenne 14 m/s) pour un mouvement en élévation haut et en azimut bas. . . 184
13.9 Positions des capteurs sur le LST et les noeuds respectifs pour des mouvements en élévation.. . . 185
13.10Observation en élévation pour les trois types de capteurs utili-sés dans la boucle de contrôle de position. L’erreur sur la posi-tion est donnée par l’inclinomètre (noeud 20000). Ils sont (du haut vers le bas) : codeur motor, axe de rotation, inclinaison du miroir central. . . 186
13.11Positions des capteurs sur le LST et les noeuds respectifs pour des mouvements azimutaux. . . 188
13.12Position lors d’un mouvement en azimut pour deux types de capteurs : le pin central et l’un des codeur moteur (Noeud 1051 dans cet exemple).. . . 189
14.1 Schéma de la face avant de la caméra. Les LED (vertes), l’image d’une étoile (bleu) et les OARL (rouge) sont représentés. L’étoile est aussi représentée en haut à gauche du schéma. A gauche, le point lumineux de l’étoile se trouve au centre ainsi aucune dé-formation n’est présente contrairement à droite. . . 193
14.2 Etoiles du catalogue Hipparcos ayant des magnitudes < 7 et grille du ciel à moment donné. . . 194
14.3 Zoom sur l’ajustement gaussien d’une image d’une étoile si-gnal. L’ajustement est représenté par le cercle rouge, le rayon du cercle est l’erreur (1 σ) sur la position. L’image est traitée, donc les couleurs ne sont pas réelles. . . 195
14.4 Schéma d’application du bending model. . . 196
15.1 Nombre de sursauts détectés par bin en dT (en bleu) et nombre de détections cumulées (en rouge) parmi la population de 1000 sursauts gamma analysée avec les méthodes Running Exp-test (haut) et ON-OFF (bas) pour différents intervalles de temps testés pour un temps d’intégration de 10800 s. L’histogramme noir représente les échecs lors de l’application de la méthode ON-OFF. . . 200
xxiii
15.2 Nombre de détections parmi la population de 1000 sursauts gamma analysée avec les méthodes Running Exp-test (haut) et ON-OFF (bas) pour différents intervalles de temps testés et dif-férents temps d’intégration entre 20 s et 5000 s. Les parties noires correspondent aux temps qui ne peuvent pas être testés car les dT sont plus grands que les temps d’intégration. Les zones noires correspondent aux zones où il n’est pas possible d’ap-pliquer un dT pour une durée d’intégration donnée. . . 201
15.3 Nombre de sursauts gamma détectés pour toutes les méthodes appliquées à une population de 1000 sursauts observés avec le réseau LST et un angle zénithal de 20◦. La couleur rouge
cor-respond à un résultat pré-trial et la couleur bleue à un résultat post-trial. . . 203
15.4 Capture de l’écran dédié aux méthodes transitoires dans l’ana-lyse en temps réel. A gauche se trouve l’application du test Cu-Sum, en haut la carte et en bas se situe l’application du test à la position de la source. A droite la même configuration avec le test Running Exp-test. . . 205
15.5 Nombre de sursauts gamma détectés en fonction du délai d’ob-servation à gauche (pour un redshift de 0.5) et du redshift à droite (pour un délai de 20 s).. . . 206
15.6 Distribution de la détection des GRB130427 à gauche et GRB160625B à droite pour toutes les méthodes en fonction du délai d’obser-vation. . . 207
16.1 Gauche : Erreur de position pour tracking en élévation. Droite : Erreur en position après un repositionnement rapide en éléva-tion pour un vent moyen de 14 m/s. . . 210
16.2 Gauche : Erreur de position pour tracking en azimut. Droite : Erreur en position après un repositionnement rapide en azi-mut pour un vent moyen de 14 m/s. . . 211
16.3 Nombre de sursauts gamma détectés pour toutes les méthodes appliquées à une population de 1000 sursauts observés avec le réseau LST et un angle zénithal de 20◦. . . 212
16.4 Distribution de détection des sursauts gamma en fonction du délaie d’observation et du redshift. . . 214
A.1 Haut : Fraction de PMs ayant un problème de piédestal en fonction du temps pour une observation avec HE.S.S. à gauche se trouvent les haut gain et à droite les bas gains. Bas : le gra-phique concerne le nombre de PMs désactivés en fonction du temps. . . 218
A.2 PMs défaillants durant une observation. Haut : pour un haut gain à gauche se trouvent les piédiestaux problématiques et à droite les PMs défaillants. Bas : les mêmes graphique pour un bas gain. . . 219
A.3 Carte de centre de gravité pour une observation passant les filtres de qualité.. . . 220
xxiv
A.4 Carte de Night Sky Background lors de l’observation du GRB180720B.
. . . 221
A.5 Taux de déclenchement d’une observation pouvant être utili-sée à gauche et devant être prise en compte à droite. . . 221
B.1 Cartes de limites supérieures en erg m−2 s−1de gauche à droite et de haut en bas : GRB 140901A, GRB 150127, GRB 150227,
GRB 150415, GRB 160308A, GRB 160825B, GRB 161125A, GRB 161228A, GRB 170826 et GRB 170926. . . 224
D.1 Images utilisées pour calibrer le temps d’exposition. A gauche un temps d’exposition de 15ms, 90ms à droite. . . 230
D.2 Nombre de détection de LED en fonction de la valeur de seuil choisie pour 15 ms, 30 ms, 60 ms et 90 ms de temps d’exposition.230
D.3 Etoiles du catalogue Hipparcos ayant des magnitudes < 7. . . 231
D.4 Génération du bending model generation dans des conditions standard d’utilisation. . . 233
D.5 Graphique de l’archive de positions de pointé dans le référen-tiel zénith/Azimuth du télescope. De fausses valeurs ont été utilisées car au moment de l’écriture de ce manuscrit il n’y avait pas de pointés faits.. . . 234
D.6 Graphique des déformations à appliquer pour différentes dé-formations en fonction de positions en altitude et azimut du télescope. . . 235
xxv
Liste des tableaux
4.1 Tableau des coupures des variables de la méthode Model pour différents profils et jeux de coupures. Les coupures dédiées aux sources très faibles notées Sursaut seront expliquées dans le chapitre 7. . . 54
5.1 Résumé de l’application des tests transitoires aux deux jeux de données des sources Mrk 501 et PKS 2155-304. . . 75
6.1 Propriétés des sursauts gamma observés. Les coordonnées sont celles suivies par H.E.S.S., elles proviennent des alertes Fermi-GBM, Swift-BAT et Swift-XRT. V et X signifient respectivement que la source a été détectée ou non dans cette gamme en éner-gie. Les lettres HE, R, O et X désignent respectivement les gammes en énergie : haute énergie (>100 MeV), radio, optique et X. T90
et z le redshift. . . 92
6.2 Résultats des analyses de sursauts gamma. Non et Nof f sont
respectivement les nombres d’évènements dans les régions ON et OFF. α est l’inverse de l’acceptance.1Grande incertitude sur
la position de l’alerte.2 Pas de limites supérieures en raison de
nuages. 3 Pas assez de statistique pour produire des limites
supérieures. . . 93
7.1 Statistique d’observation par run et pour l’ensemble des runs du GRB180720B. . . 105
7.2 Information spectrales pour différentes lois d’ajustement. . . . 107
8.1 Résultats des analyses avec tous les télescopes (CT1-5) à diffé-rents moments de GW170817. . . 119
9.1 Résultats des analyses avec tous les télescopes à différents mo-ments de GW170817. . . 130
10.1 Performances à atteindre pour l’observatoire CTA, extraites de [37]. . . 138
xxvi
10.2 Configuration des réseaux CTA nord et sud. . . 138
10.3 Spécifications techniques du LST extraites en partie de [48].. . 142
11.1 Configuration des réseaux testés. . . 149
11.2 Paramètres et variables utilisées pour modéliser les sursauts gamma durant les phases prompte and afterglow. . . 151
11.3 Détections de sursauts gamma avec différentes configurations de réseau et différents ratio e/B.. . . 161
11.4 Nombre de détections avec Fermi-LAT dans des cas de fort ni-veau de fond (Pessimiste) et de bas nini-veau de fond (Optimiste) pour différents ratios e/B et différentes phases d’émission. . 163
12.1 Détection de sursauts gamma pour différents réseaux, phases d’émissions et paramètres : eet B. . . 168
13.1 Spécifications techniques des moteurs des deux axes. . . 177
13.2 Répartition de la charge du vent (donné en pourcentage de Fw) pour les noeuds 2000 (caméra) et 2002 (réflecteur). Les axes X, Y et Z sont orientés dans la Figure 13.3. . . 179
13.3 Caractéristiques des modes : observation, repositionnement ra-pide et arrêt d’urgence. . . 180
15.1 Durées d’intervalles maximisant le nombre de détection pour différentes pentes de courbes de lumières et angles zénithaux d’observation pour un temps d’intégration de 10800 s. . . 199
15.2 Durée moyenne des méthodes appliquées à une population de sursauts gamma pour 1000 évènements. . . 204
16.1 Durée moyenne des méthodes appliquées à une population de sursauts gamma pour une observation de 1000 évènements. . 213
B.1 Sursauts gamma pris en compte dans les calculs des cartes de limites supérieures. Toutes ces observations sont des suivis d’alertes de Fermi-GBM. Tstartest le délai d’observation. . . 225
D.1 Distances moyennes [(10−2◦, 10−2◦)] entre les angles zénithaux (vertical) et azimutaux (horizontal) que l’on veut observer et ceux que l’on observe réellement. . . 232
xxvii
Liste des abbreviations
H.E.S.S. High Energy Stereoscopic System
CTA Cherenkov Telescopes Array
IACT Imaging Atmospheric (or Air) Cherenkov Telescope
MAGIC Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov
LST Large Size Telescope
GRB Gamma Ray Burst
GCN Gamma-ray Coordinates Network
PLC Program Logic Controler
EBL Extragalactic Background Light
LIV Lorentz Invariance Violation
NSB Night Sky Background
AGN Active Galaxy Nuclei
KSP Key Science Project
IRF Instrument Response Function
RTA Real Time Analysis
OARL Optical Axis Reference Laser
OPCUA OPC Unified Architecture
ACS ALMA Common Software
CDM Camera Displacement Monitor
AMC Active Mirror Control
SG Star Guider
PSF Point Spread Function
SSC Synchrotron Self-Compton
xxix
Constantes physiques
Célérité de la lumière dans le vide c0 = 2.997 924 58 × 108m s−1
Masse solaire MJ = 1.984 × 1030kg
Constante gravitationelle G = 6.674 x 10−8 m3kg−1 s−2
Constante de structure fine α =7.297 x 10−3 Masse d’un électron me=511 kev c−2
Constante de Planck h = 6.62 x 10−34J s−1
Masse de Planck Mp =2.176 x 10−8 kg
Perméabilité du vide µ0 =1.256 x 10−6 N A−2
Permittivité du vide 0 =8.854 x 10−12A2s4kg−1 m−3
Section efficace Thomson σT =6.65 x 10−29m2
Constante de Hubble H0 =71 km s−1Mpc−1
Fraction de matière Ωm =0.27
Fraction du vide ΩΛ=0.73
1
Première partie
Les rayons cosmiques, l’astronomie
3
CHAPITRE
1
Les rayons cosmiques
Sommaire
1.1 La découverte des rayons cosmiques . . . . 3
1.1.1 La réponse se trouve au-dessus de nos têtes. . . 3
1.1.2 La découverte des gerbes de particules . . . 4
1.2 Les rayons cosmiques . . . . 4
1.3 L’astronomie γ . . . . 7
1.3.1 Pourquoi observer des rayons γ ? . . . 7
1.3.2 Les processus d’émission γ . . . 8
1.3.3 Processus d’atténuation . . . 10
1.3.4 Quelques sources de rayons γ . . . 11
1.1
La découverte des rayons cosmiques
1.1.1
La réponse se trouve au-dessus de nos têtes
L’histoire des rayons cosmiques commence au début du XXmesiècle,
lors-que des scientifilors-ques observent pour la première fois la décharge spontané d’électromètres dans des chambres noires. Ce phénomène est à cette époque interprété comme dû à un processus radioactif, à peine découvert par H. Be-querel en 1896 [22]. Durant cette période, la Terre était la seule source connue de radioactivité naturelle. Ainsi, l’hypothèse favorisée concernant ces dé-charges spontanés était l’interaction de particules provenant du sol avec les électromètres. Cette idée fut portée par T. Wulf qui mesura les durées de dé-charge des électromètres au sommet de la tour Eiffel en 1910. Son expérience montra qu’à une altitude de 300 m la vitesse de décharge des électromètres est plus faible qu’au niveau du sol. Mais cette diminution était plus faible qu’attendue [135].
4 Chapitre 1. Les rayons cosmiques
En 1911, D. Pacini mesura la vitesse de déchargement d’électromètres au niveau du sol, sur l’eau et à trois mètres sous le niveau de la mer. Il observa trois vitesses de déchargement différentes. Sous la mer, la vitesse diminue fai-blement. Mais au niveau de l’eau, celle-ci est la même que sur le sol. Il conclut que les rayons affectant les électromètres ne pouvaient pas venir du sol de la Terre [108]. Les particules causant ces déchargements devaient provenir d’un autre endroit : l’atmosphère.
Durant les années suivantes, une course pour atteindre la plus haute al-titude fut lancée. Le 7 août 1912, V. Hess atteint une alal-titude de 5350 m. Il observa qu’au dessus de 1000 m, les vitesses de déchargement augmentaient fortement. Ces observations invalidèrent complètement la Terre comme source de rayons causant les déchargements des électromètres. Ces résultats furent confirmés par une dizaine d’autres vols entre 1911 et 1912 ([71] et [72]). La Fi-gure1.1, obtenue par V. Hess, montre la quantité de pairs produites par unité de volume et de temps (décharge des électromètres) en fonction de l’altitude de la mesure. A quatre kilomètres, une très forte augmentation est constatée alors que l’atmosphère se raréfie. Une photographie de V. Hess avant l’un de ses vols en 1911 est aussi montré en Figure1.1.
1.1.2
La découverte des gerbes de particules
V. Hess, D. Pacini et ensuite d’autres confirmèrent l’origine cosmique des rayons affectant les électromètres. L’étape suivante dans leur étude consista à découvrir leur nature. Deux camps s’affrontèrent, l’un considérant le rayon-nement électromagnétique comme la seule cause possible, l’autre étant en faveur d’une interaction entre particules massives.
En 1933, P. Auger et L. Leprince-Ringuet montrèrent en mesurant les vi-tesses de décharge d’électromètres que le taux d’ionisation dépend de la posi-tion sur la Terre. Comme il était déjà connu à cette époque que le champs ma-gnétique variait à la surface de la Terre, les particules chargées furent consi-dérées comme la seule source possible de rayons cosmiques [85]. Les rayons γ et toutes les autres longueurs d’onde furent exclus de la liste des causes probables.
Les années suivantes, P. Auger utilisa des compteurs Geiger-Muller sur les toits des habitations parisiennes pour étudier les rayons cosmiques. Il dé-couvrit que les particules détectées au sol par les électromètres étaient en fait des particules secondaires créées par d’autres particules primaires ayant des énergies jusqu’à 1015eV [18]. Le concept de gerbe atmosphérique apparut et
ouvrit une nouvelle fenêtre sur l’astronomie de haute énergie.
1.2
Les rayons cosmiques
Après la découverte des rayons cosmiques et des gerbes atmosphériques, de nombreuses expériences furent menées afin de mesurer le flux de rayons cosmiques à différentes énergies. Aujourd’hui, le flux est bien connu sur douze ordres de grandeurs en énergie et trente-deux en flux. Le point le plus
1.2. Les rayons cosmiques 5
FIGURE1.1 – Gauche : Montgolfière de V. Hess en 1911. Droite : Ionisation d’électromètres à différentes altitudes ([71] et [72]).
frappant montré sur la Figure 1.2 est sa quasi-linéarité sur un aussi grand intervalle en énergie et flux (en utilisant une échelle logarithmique). Toutes ces mesures peuvent être ajustées grossièrement par une loi de puissance (F (E) = F0(E/E0)−Γ) avec un indice Γ = 2.7. Cette régularité du flux à ces
énergies pourrait indiquer des origines communes à ces rayons cosmiques [8].
Cependant, de petites irrégularités existent et rendent la réalité plus com-plexe. Aujourd’hui, quatre irrégularités ont été découvertes :
— Une coupure à basse énergie appelé modulation solaire : Sous 109eV,
les rayons cosmiques chargés, sont déviés par le champ magnétique du Soleil qui varie de manière cyclique. Ainsi les directions d’arrivée des rayons cosmiques sur Terre changent en fonction de ces modulations. Le champ magnétique du Soleil a un cycle périodique de 11 ans. Ainsi, le flux arrivant sur Terre suit aussi une modulation sur onze ans ; — Le genou : à 1015eV, une irrégularité d’indice existe. Sous cette valeur,
les points sont ajustés par une loi de puissance d’indice -2.7. Au-delà du genou, l’indice spectral change à -3.2. Cette variation est attribuée à l’origine des rayons cosmiques. Sous 1015eV, une origine galactique est
favorisée alors qu’au delà des sources extragalactiques semblent mieux expliquer le spectre obtenu [122] ;
— La cheville : à 6.1018eV l’indice du spectre se durcit et atteint -3.0. Les
raisons de cette variation d’indice sont encore mal expliquées en raison d’une faible statistique de ces évènements. Cependant, l’origine extra-galactique de ces particules ne semble pas faire de doute à ces énergies [4] ;
— La coupure Greisen-Zatsepin-Kuzmin (GZK) : à 5.1019eV, une coupure
provient de l’interaction entre les rayons cosmiques et le fond diffus cosmologique (Cosmic Microwave Background en anglais ou CMB) [137].
6 Chapitre 1. Les rayons cosmiques Energy (eV) 9 10 1010 10111012 1013 1014 10151016 101710181019 1020 -1 sr GeV sec) 2 Flux (m -28 10 -25 10 -22 10 -19 10 -16 10 -13 10 -10 10 -7 10 -4 10 -1 10 2 10 4 10 -sec) 2 (1 particle/m Knee -year) 2 (1 particle/m Ankle -year) 2 (1 particle/km -century) 2 (1 particle/km
FNAL Tevatron (2 TeV)CERN LHC (14 TeV)
LEAP - satellite Proton - satellite Yakustk - ground array Haverah Park - ground array Akeno - ground array AGASA - ground array Fly’s Eye - air fluorescence HiRes1 mono - air fluorescence HiRes2 mono - air fluorescence HiRes Stereo - air fluorescence Auger - hybrid
Cosmic Ray Spectra of Various Experiments
FIGURE 1.2 – Le spectre des rayons cosmiques issu de science.nasa.gov
Les particules de haute énergie chargées interagissent avec les photons du CMB par un processus inverse Compton. Comme la section efficace de cette interaction augmente avec l’énergie, les énergies des particules ne peuvent pas (ou très difficilement) dépasser cette limite de 5.1019eV
[95].
Après quelques décennies d’étude, les sources de rayons cosmiques sont encore largement inconnues. De nombreuses hypothèses existent mais les modèles actuels ont encore beaucoup de difficultés pour expliquer toutes les mesures à très haute énergie. Au-delà de la coupure GZK, la situation est encore plus confuse d’un point de vue expérimental et théorique. La validité de cette hypothèse fait encore débat actuellement.
1.3. L’astronomie γ 7
FIGURE1.3 – Proportion des plusieurs éléments dans les rayons
cosmiques (noir) et le système solaire [33] (bleu).
La nature des rayons cosmiques
L’étude des rayons cosmiques a permis de découvrir la nature de ces mes-sagers cosmiques. Ils peuvent être divers mais sont principalement compo-sés de protons (≈ 89%) et de noyaux d’hélium (≈ 10%) [79]. La Figure 1.3
montre la proportion des rayons cosmiques de plusieurs éléments (noir) et l’abondance mesurée dans le système solaire (bleu). Comme montré sur cette figure les proportions des éléments ne correspondant pas, le système solaire ne peut donc pas être la seule source d’émission de ces particules. Ainsi, les sources manquantes se trouvent au-delà de celui-ci. Aujourd’hui, les origines galactique et extragalactique de ces particules ne font plus aucun doute.
1.3
L’astronomie γ
1.3.1
Pourquoi observer des rayons γ ?
Bien qu’une faible proportion des rayons cosmiques (≈ 1/105) soit
com-posé de rayons γ, les utiliser comme vecteur de détection possèdent plusieurs avantages. La principale est qu’il s’agit d’une particule neutre, dont les tra-jectoires ne sont pas être affectées par les champs magnétiques galactiques et extragalactiques. Leur direction d’arrivée peut être considérée comme poin-tant vers la source.
Cependant, l’utilisation des rayons γ n’est pas exempt d’inconvénients. La premier provient de la nature elle-même du rayonnement γ. En raison de sa très haute énergie, il n’est pas possible de mesurer directement un rayon γ comme il est fait pour des rayonnements électromagnétiques de plus basses énergies (il ne peut pas être focalisé). Le second point est l’opacité de l’at-mosphère à ces rayonnements. Les rayons γ comme les autres particules de
8 Chapitre 1. Les rayons cosmiques
hautes énergies interagissent avec les molécules de l’atmosphère. Elles ne peuvent pas atteindre le sol et être captées directement par des instruments.
Une solution consiste à mettre en orbite des détecteurs comme Fermi. Ces satellites sont au-dessus de l’atmosphère et les γ peuvent être directement captés. Cependant, plus l’énergie est élevée et plus le flux est faible (multi-plier l’énergie par 10 implique une division du flux de l’ordre de 500). Donc pour mesurer des énergies élevées au-delà de quelques dizaines de GeV, des détecteurs ayant des surfaces de collection plus grande doivent être utilisés. Puisque les tailles des satellites sont contraintes, les télescopes au sol restent la seule solution.
L”utilisation des gerbes atmosphériques découvertes par P. Auger comme moyen de détection des rayons γ est aujourd’hui utilisée par les réseaux de télescopes à imagerie ˇCerenkov (Chapitre 4).
1.3.2
Les processus d’émission γ
Les rayons γ ne sont pas directement créés par les sources. Ils sont pro-duits par des particules accélérées durant des processus d’émission non-thermique. Ils sont en ce sens de très bons traceurs de l’accélération de par-ticules. Plusieurs types de mécanismes sont en jeux. Il peut s’agir de : pro-cessus leptoniques impliquant des électrons et positrons, de propro-cessus ha-droniques dus à des protons principalement ou des processus plus exotiques provenant de désintégration de matière noire. Tous ces processus produisent des γ à différentes énergies et fournissent différentes informations sur la ré-gion d’émission.
Bremsstrahlung
Le rayonnement bremsstrahlung est l’émission d’un rayonnement γ pro-venant de l’interaction d’une particule chargée avec le champ coulombien des noyaux environnant. La puissance émise dans un milieu composé de N types d’ions ayant une densité niet une charge Ziest donnée par :
dE dt = − e6 16π33 0m2c4~ N X i niZi(Zi+ 1)E log 183 Zi1/3 + 1 8 ! . (1.1)
L’émission est proportionnelle à la densité du milieu environnant. Cette valeur est grande dans les nuages moléculaires ayant des densités de l’ordre de 103 − 105cm−3
. Ce processus est très commun durant les supernovae quand la matière éjectée rentre en contact avec le gaz environnant.
Des émissions radio provenant de ce type de processus [36] peuvent être détectées.
1.3. L’astronomie γ 9
Inverse Compton
Le processus Inverse Compton est l’interaction d’un photon de basse éner-gie avec un électron. Lors de cette interaction l’électron transfère une partie importante de son énergie cinétique au photon. Les photons du CMB sont des cibles naturelles de ce processus.
Deux régimes dépendant de l’énergie du photon cible peuvent se pro-duire durant ce processus :
— régime Thomson lorsque Eγ < mec2: le photon va augmenter son
éner-gie d’un facteur ∆E < Eγ;
— régime Klein-Nishima lorsque Eγ ≈ mec2 : le gain d’énergie sera ∆E ≈
γmec2 avec γ le facteur de Lorentz de la particule.
Dans le cas d’un régime Klein-Nishima, les γ peuvent atteindre des éner-gies très importantes (au-delà de 100 GeV).
La section efficace est donnée par [90] :
σ = πr2e1 1 −2( + 1) 2 ln(2 + 1) + 1 2 + 4 − 1 2(2 + 1)2 , (1.2)
avec = hω/2π(mec2)et ω la pulsation en (s−1). Cette section efficace
di-minue avec l’énergie du photon dans le référentiel de l’électron. C’est pour-quoi les photons de basse énergie sont particulièrement affectés par ce pro-cessus.
La puissance émise est donnée par :
dE dt = 4 3σTcγ 2 β2Uph(ν0), (1.3)
avec la densité d’énergie des photons cibles Uph(ν0) = mc2eR 0n(0)d0.
Synchrotron
Un rayonnement Synchrotron est émis lorsqu’une particule se déplace dans un champ magnétique. La trajectoire de la particule est modifiée sous l’effet de la force de Lorentz (−→F = q−→v ∧−→B) . Cette accélération radiale va induire la production d’un rayonnement électromagnétique dépendant du champs magnétique. La perte en énergie est donnée par :
dE dt = − 4σTcβ2Γ2B2 6µ0 , (1.4) avec σT = 8π3 q2 4π0mec2 2
la section efficace Thompson.
Ce processus est commun dans les émissions des jets des AGN. Le fort champ magnétique et l’accélération des particules impliquent des émissions de γ de haute énergie. Il peut provenir de leptons et hadrons, mais comme
10 Chapitre 1. Les rayons cosmiques
la masse des hadrons est très grande devant celle des leptons, les émissions synchrotron hadroniques peuvent être négligées dans ces sources.
Désintégration de pions
La production de pions neutres peut se produire dans les sources de par-ticules accélérées. Ces pions ont une durée de vie de 8.4 10−17s et 98.8% des désintégrations vont produire deux photons.
p + p −→ π0+ π++ π−+ .. (1.5) π0 −→ γ + γ (1.6) La quantité de γ produits dans un milieu de densité nH est donnée par :
ψγ ≡ dN dE = cnH Z 1 0 σinel(Eγ/x)Jp(Eγ/x)Fγ(x, Eγ/x) dx x , (1.7) avec x ≡ Eγ/Ep, σinel(Eγ/x)la section efficace inélastique proton/proton,
Jp(E)la distribution de protons et Fγ(x, Eγ/x)une fonction extraite de [81].
La section efficace inélastique proton/proton est presque constante au-delà de 1 GeV. Ainsi la forme spectrale des rayons γ est au premier ordre la même que celle des protons. Ce phénomène est commun dans les supernovae lorsque la coquille extérieure interagit avec le gas moléculaire environnant [8].
Annihilation de matière noire
La désintégration de matière noire pourrait produire une émission γ. Ce processus de production de γ est étudié par de nombreuses collaborations telles que H.E.S.S et MAGIC. De nombreux scenarios peuvent être trouvés dans la littérature [9] and [7] . L’un des candidats les plus prometteurs est le Weak Interacting Massive Particle (WIMP). Ce sont des particules hypothé-tiques qui seraient leurs propres anti-particules et pourraient s’annihiler en produisant entre autres des γ.
1.3.3
Processus d’atténuation
Lorsque les rayons γ se propagent depuis la source jusqu’à la Terre, ils vont interagir avec la lumière extra galactique ce qui va diminuer la quantité de photons reçue sur Terre.
La lumière extra galactique (ou Extragalactic background light ou encore EBL) est définie comme la lumière émise entre 0.1 µm et 1000 µm comme le montre la Figure 1.4. La spectre semble être composé de deux pics princi-paux. Le premier aux alentours de 1 µm provient de la somme des contri-butions des étoiles. Le second pic est situé vers 100 µm et proviendrait des ré-émissions de la poussière interstellaire [57].
